Constraining Galaxy Formation and Cosmology with the Conditional Luminosity Function of Galaxies
我们使用的条件光度函数（CLF），它给出了在[L，L+dL]的范围内，居住在质量M的晕星系的数量，连接星系的分布的暗物质晕。我们寻求CLF，再现星系光度函数和光度依赖的星系集群强度和测试模型，通过比较得到的质光比（M/L）与约束条件的塔利-费舍尔（TF）关系。我们得到了一些严格的限制星系形成和宇宙学。特别是，这种方法可以打破Ω_0和功率谱归一化σ_8之间的简并，固有的弱透镜和集群丰度的研究。对于σ_8用最近的弱透镜观测归一化的平坦LCDM天体演化，在Ω_0 ~0.3范围内得到最好的结果，Ω_0 < 0.2导致星系相关长度过大，而Ω_0> 0.4则导致M/L过大。LCDM和谐宇宙学的最佳拟合模型（Omega_0=0.3）预测的M/L略高。我们讨论了一些可能的影响，可能会解决这个问题，包括宇宙学参数的小修改，温暖的，而不是冷的暗物质，系统误差在目前的观测数据，和暗星系的存在。最后，我们使用CLF来预测一些关于星系光在本地宇宙中分布的统计数据。
2002-07-01 astro-ph
Physical Properties of Four SZE-Selected Galaxy Clusters in the Southern Cosmology Survey
我们介绍了最近由南极望远镜（SPT）利用Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）发现的四个星团的光学和X射线性质。这四个星团位于南部天空的一个共同调查区域，也是阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）的目标，并由CTIO Blanco 4米望远镜成像。基于公开的Griz光学图像和XMM-牛顿和ROSAT X射线观测，我们分析了这些集群的物理性质，并获得光度红移，光度，丰富度和质量估计。每个星团都包含一个中心椭圆，其光度与SDSS星团研究一致。我们的质量估计值远高于SPT和ACT的标称探测极限;新的SZE星系团很可能是M>~5x10^14 M_sun的大质量系统。
2009-02-06 astro-ph
Breaking the Degeneracies Between Cosmology and Galaxy Bias
采用Halo Occupation Distribution（HOD）框架，我们研究了星系团测量同时约束宇宙学参数和星系偏差的能力。从一个基准宇宙学模型和星系HOD开始，我们计算了一系列长度和质量尺度上的空间聚类观测值，依赖于星系特有速度的动力学聚类观测值，以及可通过弱透镜测量的星系-物质互相关。然后，我们改变一个或多个宇宙学参数，并使用卡方平方最小化来找到最能再现原始聚类的星系HOD。我们的参数化的HOD采用了灵活的星系占据数和晕质量之间的关系，并允许空间和速度的偏差星系内的暗物质晕。尽管有这种灵活性，我们发现，HOD的变化不能掩盖物质密度Omega_m，物质聚集幅度sigma_8，或线性物质功率谱的形状参数Gamma的实质性变化-宇宙学和偏见是不退化的。保守的假设为10%的分数误差，这里考虑的一组观测值可以提供约10%（1西格玛）的限制sigma_8，Omega_m，和Gamma，单独使用星系聚类数据。组合σ_8 *Omega_m^0.75被限制为~ 5%。结合传统的方法，侧重于大尺度结构的“微扰”制度，HOD模拟可以大大放大宇宙学的力量星系红移调查的优势，利用高精度的集群测量在小和中等尺度（从sub-Mpc到~ 20 Mpc/h）。同时，对星系HOD的限制条件的推断也为星系形成理论提供了有价值的检验。
2007-03-14 astro-ph
On the fractal structure of galaxy distribution and its implications for cosmology
在星系空间分布的分析中，建立了两个基本的经验定律。首先，最近的分析表明，星系和星系团的三维分布的特点是大尺度结构和巨大的空洞：这样的分布显示分形相关的限制，现有的样本。这证实了早先的德·沃库勒幂律密度-距离关系，现在至少在尺度$ \sim 1 ÷200 Mpc$（$H_0 = 55 km/sec/Mpc$）的范围内对应于维数为$D \approx 2$的分形结构。目前尚未确定均质化的最终截止点。第二，自从哈勃发现以来，线性红移距离定律已经在$200 Mpc$中得到了很好的建立，而且更深。这些定律在相同尺度下的共存对标准宇宙学是一个挑战，在标准宇宙学中，线性哈勃定律是膨胀宇宙均匀性的严格结果。这个谜团现在已经足够强大，足以让人们对标准宇宙学产生怀疑。
1998-03-12 astro-ph
The Galaxy Group/Cosmology Connections
\def \spose #1{ \hbox to 0 pt {#1 \hss }} \def \lta{\mathrel{\spose{\lower 3pt\hbox{$\mathchar"218$}} \raise 2.0pt\hbox{$\mathchar"13C$}}}星系群与宇宙学密切相关：1）星系群被它们所属星系团的潮汐场潮汐性地摧毁; 2）球形坍缩导致了松散群的年轻宇宙动力学态、群的基本面$Ω_0 \simeq 0.3$和紧致群的混合性质（维里化群、完全坍缩的群和坍缩的松散群内的偶然排列，用于减小紧凑群速度色散）; 3）X射线分析导致$Ω_0 \lta 0.5$。
1994-06-14 astro-ph
Cosmology with GTC. A combined mm-optical galaxy cluster survey
CMB普朗克卫星（欧空局）将提供一个近30000个星系团（Sunyaev-Zel'dovich效应）之间的红移0和大约目录。2-3（取决于宇宙模型）。这个庞大的星系团目录将允许详细研究星系团人口随红移的演化，这将限制宇宙学模型。高红移星系团的识别应该用大型望远镜（如GTC）来完成，因为仅凭普朗克数据无法提供任何关于星系团红移的线索。在这项工作中，我们表明，一个光学跟进只有300个集群（随机选择的普朗克目录）是必要的，以区分模型或没有宇宙学常数。
2002-04-12 astro-ph
Galaxy Cluster Baryon Fractions, Cluster Surveys and Cosmology
附近星系团的性质限制了与我们的宇宙相一致的宇宙学参数的范围。我们描述了由研究团内介质（ICM）质量分数fICM和考虑系统误差的可能来源而产生的极限：在95%置信度下，Omega_M<0.44 h_{50} ^{-1/2}。我们强调，独立的Ia型超新星（SNe Ia）的观测，这个集群的研究，连同已发表的宇宙微波背景（CMB）的各向异性研究，表明一个非零的精髓或暗能量组件Omega_Q>0。然后，我们讨论了未来的星系团调查，将探测丰度的星系团中，高红移。我们研究了这些巡天观测对宇宙学密度参数Omega_M和状态方程参数w的敏感性。特别是，我们表明，集群调查的约束，从一个建议的大立体角X射线调查的精度和互补性的约束，预计从未来的CMB各向异性和超新星Ia的研究。
2000-04-18 astro-ph
Cosmology with clusters of galaxies
在这一章中，我回顾了星系团作为约束宇宙学参数的工具所起的作用。我将主要集中在星系团的质量函数的应用上，而其他方法，如基于重子分数的方法，将在本书的其他章节中介绍。由于大多数星系团在宇宙学上的应用都依赖于对它们质量的精确测量，所以我的讲座的很大一部分都集中在迄今为止用于计算星系团重量的不同方法上。我在第二节中提供了一个简短的介绍宇宙结构形成的基础知识。在第3节中，我描述了新闻-Schechter（PS）形式主义，推导出宇宙学的质量函数，然后讨论扩展的PS方法和最近的校准从N-体模拟。在第4节中，我回顾了在不同波长下建立星系团样本的方法。第五节讨论了不同的计算团簇质量的方法。在第6节中，我描述了宇宙学的约束，到目前为止，这些约束是通过用各种方法跟踪星系团质量函数得到的。最后，我在第7节中描述了未来的宇宙学与星系团和集群的挑战，继续发挥重要作用的精确宇宙学的时代。
2006-05-22 astro-ph
Testing power-law cosmology with galaxy clusters
幂律宇宙学，其中宇宙学尺度因子在年龄中以幂律演化，$a \propto t^α$与$α\ga 1$，不管物质含量或宇宙学时代如何，都与大量的宇宙学观测相一致。{In本文利用最近对星系团中X射线气体质量分数的测量结果，用曲率$k = \pm1, 0$来约束$α$参数。我们发现，最好的拟合发生在一个开放的场景与权力指数$α= 1.14 \pm 0.05$，虽然平面和封闭的模型不能排除在非常高的置信水平。{Our结果与最近的其他分析一致，并表明星系团中的X射线气体质量分数测量为幂律宇宙学提供了补充测试。
2007-12-21 astro-ph
Studies of Structure Formation and Cosmology with Galaxy Cluster Surveys
对星系团的观测为检验宇宙结构形成的模型提供了一种很有前途的方法。在我们的标准结构形成方案的背景下，巡天测量提供了宇宙的几何形状以及暗能量和暗物质的性质。将综合利用X射线、光学/近红外和毫米波或厘米波观测来编制星系团目录。这些星表将用于研究星系团的红移和质量分布以及星系团空间分布的相关性。这些测量探测了体积-红移关系、密度涨落的功率谱和星系团丰度的演化。所有这些都对暗物质Omega_M的量、暗能量Omega_E的量、暗能量的状态方程w（z）和任何其他影响宇宙膨胀历史的参数敏感。
2001-12-20 astro-ph
Complexity in Cosmology
星系聚集的本质和星系分布可能的均匀性问题是宇宙学的基本问题之一。众所周知，星系结构的特点，在一定的规模，由分形特性。相反，可能的同质交叉仍然是一个争论的问题。然而，独立于均匀尺度的具体值，星系团的分形性质需要在统计物理和复杂性领域发展新的方法和理论概念。在这个讲座中，我们讨论了一个新的角度对宇宙结构的形成问题，无论是从实验和理论的观点。这种新的视角导致了宇宙结构，统计物理和复杂性领域之间非常有趣和建设性的相互作用，我们也讨论了非常具有挑战性的开放问题。
2001-02-19 astro-ph
Galaxy morphology in the LambdaCDM cosmology
我们调查的起源星系形态（定义为膨胀总K波段光度）在Lambda CDM宇宙学使用两个星系形成模型，基于千年模拟，由鲍尔等人（达勒姆模型）和德露西亚和布莱佐（MPA模型）。这两个模型对星系形态的预测有许多相似之处，但也有根本的分歧。例如，考虑到现有观测数据的不确定性，两者都产生了现实的形态组合，但其演变非常不同。这种差异和其他差异的一个主要原因是对盘不稳定性的处理，这在达勒姆模型中起着更突出的作用。我们的分析证实了以前的理论预测，即椭圆星系在星系大部分组装之前形成了大部分恒星。螺旋往往有较晚的“组装”时间作为一个结果，在原地恒星形成。除了最亮的椭圆星系（恒星质量> 2.5e ~（11）M_sun/h）外，我们发现主要的合并不是大多数椭球体（椭圆星系和螺旋凸起）聚集质量的主要机制。事实上，大多数椭圆星系（以及绝大多数螺旋星系）从未经历过重大的合并（高于我们模拟的分辨率限制）。大多数椭圆星系和螺旋星系通过较小的合并或盘的不稳定性获得它们的恒星质量。这些结论对两种模型都是相同的。在这些模型中，球体的旋转特性可能有助于限制盘不稳定性的重要性。
2009-04-16 astro-ph
Cosmology with Galaxy Clusters: I. Mass Measurements and Cosmological Parameters
在假设星系团的气体质量分数在流体静力学半径外为常数的情况下，利用角直径距离与红移的关系，可以约束宇宙学参数。我们将其应用于红移为0.1至0.94的星系团样本，其中公布的气体和总质量可从X射线数据中获得。将气体分数值换算为r_500半径后（Evrard，Metzler和Navarro 1996），我们发现在高红移处气体分数明显减少，这可以按比例缩小到z ~ 0.1到0.2的平均气体分数值，（0.060 \pm 0.002）h^{-3/2}，当Ω_m = 0.55^{+0.35}_{-0.23}（1-σ统计误差，Ω_m + Ω_Λ =1）。然而，各种来源的系统误差可以有助于气体质量分数的变化，从一个集群到另一个，我们讨论这种潜在的问题，在这种方法。
1998-03-25 astro-ph
Cosmology with Galaxy Correlations
在这篇评论中，我概述了使用星系的相关性来约束宇宙学参数。与宇宙微波背景（CMB）一样，暗物质和重子物质的密度在物质的波动上留下了重要的尺度，因此星系的聚集，例如，物质的粒子视界--辐射相等，复合的声音视界。通过重子声学振荡（BAO）对这些尺度的精确测量以及星系团的功率谱的大尺度形状，为Ω_m h ^2提供了限制。斯隆数字巡天（SDSS）和2dF星系红移巡天（2dFGRS）最近的测量强烈表明Omega_m < 0.3。这就形成了一个由宇宙学常数（λ）主导的扁平宇宙的基本证据（当结合CMB和超新星调查的结果时）。这个宇宙学模型的进一步证据是后期的积分萨克斯-沃尔夫效应（ISW），现在已经使用宇宙中大尺度结构的各种示踪剂检测到z>1的红移。ISW效应也提供了一个机会，以区分λ，动态暗能量模型和大尺度上的重力修正。
2007-08-21 astro-ph
Galaxy Clusters in Cosmology: Cluster Abundance as a Probe of Structure Formation
在结构形成的高斯理论中，星系团丰度是密度涨落功率谱和密度参数$Ω$的一个极其灵敏的探测器。我们通过推导和详细研究坍缩物体的质量函数及其与这些量的关系来发展这一主题。应用到当前的数据产生的约束退化之间的扰动和密度参数的振幅，我们仍然得到了一个重要的限制，作为$Ω$的函数，目前的质量扰动振幅，可以排除“标准”冷暗物质（CDM）模型。未来的观测集群丰度的演变将打破简并，并提供重要的约束功率谱和密度参数，分别。我们主要集中在X射线集群的讨论中，并完成了一个有前途的新领域的Sunyaev-Zel'dovich观察集群演化的介绍。
1997-03-17 astro-ph
How robust are the constraints on cosmology and galaxy evolution from the lens-redshift test?
已知引力透镜系统中星系透镜的红移分布提供了一个强有力的测试，可以潜在地区分宇宙学模型。然而，这个优雅的测试的应用受到两个因素的限制：我们对星系如何随红移演化的无知，以及缺乏处理透镜系统中不完整信息影响的方法。在本文中，我们详细调查这两个问题。我们探索如何提取演化星系的属性，假设宇宙学是由其他技术很好地确定。我们提出了一种新的嵌套蒙特卡罗方法来量化不完整数据的影响。我们应用透镜红移测试的改进样本的70透镜系统来自最近的观测，主要是从SDSS，SLACS和CLASS调查。我们发现，在应用透镜红移测试的限制因素来自不良的统计，包括不完全的信息样本，和有偏的抽样。将需要许多透镜均匀地采样潜在的真实图像分离分布，以使用该测试作为测量宇宙学常数值或演化星系属性的补充方法。计划未来的调查任务，如SNAP卫星或LSST可能会迎来一个新时代的强透镜研究，利用这种测试。随着数以千计的新的强透镜的预期目录，透镜红移测试可以提供一个强大的工具，以探测宇宙学以及星系演化。
2007-08-07 astro-ph
Optically-Selected Cluster Catalogs as a Precision Cosmology Tool
我们介绍了一个框架来描述晕选择功能的光学集群发现。我们把这个问题作为一个可分离的术语，描述了固有的星系晕的内容（晕占领分布，或HOD）和一个术语，捕捉的投影和选择的影响，由特定的集群发现算法。利用模拟星系表来再现SDSS中测得的光度相关关联函数和经验色密度关系，我们描述了Koester等人应用于SDSS星系表的maxBCG算法。我们定义和校准措施的完整性和纯度，这种算法，并证明成功恢复的基本宇宙学和HOD时，应用到模拟目录。我们确定的主要组成部分-宇宙学和HOD参数的组合-调查计数作为丰富度的函数恢复，并证明，在前两个组成部分，如果选择功能可以理解到~15%的准确度，则可以达到1000级的精度。
2007-03-21 astro-ph
Microwave-Sky Simulations and Projections for Galaxy Cluster Detection with the Atacama Cosmology Telescope
我们研究的能力，三个频率，弧分分辨率的微波测量检测星系团通过他们的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）扭曲的微波背景。为了这个目的，我们已经构建了大面积的微波天空模拟，我们已经公开提供给进一步的调查，为即将到来的SZ集群调查的最佳数据减少技术。在这些天空模拟中，星系团使用N体模拟的暗物质晕加上气体处方的簇内介质，使小尺度的集群物理，如恒星形成和反馈，以逼真地纳入建模。我们还模拟了主要的微波背景，无线电和红外点源，银河尘埃排放，和SZ通量，包括动力学和相对论的贡献。我们利用这些模拟来研究集成SZ通量和集群质量之间的集群标度关系，发现我们的集群符合幂律，幂律指数比自相似集群模型更陡。还观察到幂律指数和红移归一化的一些演变。这些模拟也被用来研究阿塔卡玛宇宙学望远镜（ACT）的集群检测。使用多频维纳滤波器将团簇与其他微波成分分离，我们发现ACT单独可以回收在3*10^{14} M_sun以上约90%完整且约85%纯度的团簇样品。
2007-04-24 astro-ph
Galaxy Evolution and Cosmology with the Square Kilometre Array
目前的宇宙似乎是由暗能量和暗物质主导的，但绘制正常（重子）的内容仍然是至关重要的天体物理学-了解星系如何形成-和天体粒子物理学-推断暗成分的属性。平方公里阵列（SKA）将提供研究中性氢（HI）宇宙演化的唯一手段，除了来自无线电连续体的恒星形成信息外，还需要了解恒星如何从暗物质过密度中的气体形成以及气体吸积和星系合并的作用。通过SKA的宽视场实现，“全半球”HI红移测量到红移1.5是可行的，并且通过精确测量星系功率谱，将允许首次精确研究暗能量的状态方程。SKA将能够进行其他独特的强大宇宙学研究，包括使用弱引力透镜测量暗物质功率谱，以及使用河外水脉泽精确测量H 0。SKA很可能成为首要的暗能量测量机器，在宇宙学上带来突破，超越那些可能通过结合CMB（例如普朗克），光学（例如LSST，SNAP）和其他21世纪初的数据集而实现的突破。
2004-09-20 astro-ph
Cosmology with Galaxy Clusters: III. Gravitationally Lensed Arc Statistics as a Cosmological Probe
我们计算了不同宇宙学模型下，由于前景星系团，在整个天空中引力透镜光学、射电和亚毫米透镜源的预期数量。我们改进以前的计算透镜弧统计包括背景源的红移信息和占前景透镜集群的红移演变。背景源的描述是基于红移和光学星等或流量分布的源在哈勃深场（HDF）。使用HDF光度函数，我们还占放大率偏差在星等有限的观测计划，找到透镜光学弧。基于光学弧巡天的结果，我们发现在宇宙质量密度较低的平坦宇宙中，可以很容易地解释观测到的弧数。在无线电波长（1.4 GHz），我们预测\sim 1500透镜射电源的通量密度大于10 μ J的，放大由于透镜大于2，在一个平坦的宇宙学与Ω =0.3和λ =0.7。在亚毫米波长（850 μ m），透镜源的数量预计对相同的前景透镜人口和宇宙学是\sim 3 × 10^4。我们简要地考虑了使用南极10米亚毫米望远镜和普朗克勘测器来识别透镜亚毫米源的可能性。一个大约100个353 GHz的引力透镜源的目录可能是普朗克的一个有用的副产品。（节录）
1998-09-27 astro-ph
Clustering statistics in cosmology
宇宙学中比较理论模型和星系分布观测的主要工具是统计学。我们将回顾空间统计学在描述宇宙大尺度结构中的应用。在这次谈话中讨论的专题将是：星系样本的描述，选择效应和偏差，关联函数，傅立叶分析，最近邻统计，闵可夫斯基泛函和结构统计。特别注意将致力于标度律和使用的空隙度措施的描述宇宙纹理。
2002-09-11 astro-ph
The Impact of Simulations in Cosmology and Galaxy Formation A summary of the Workshop NOVICOSMO 2008
在宇宙结构形成过程的研究中，数值模拟是将观测数据与理论模型相结合并研究其他未探索问题的关键工具。在过去的几年里，由于复杂代码的可用性，已经取得了巨大的进步，现在可以通过覆盖越来越大的动力学范围来解决宇宙结构形成和随后演变的问题。此外，计算宇宙学是对来自河外巡天和大量单个天体样本的大量新数据的理想解释框架。在SISSA举办的2008年Novicosmo“模拟对宇宙学和星系形成的影响”讲习班旨在提供最新的宇宙学和星系形成数值模拟的最新技术水平。特别强调了在模拟代码中实施新的物理过程，不同代码和数值方案之间的比较，以及如何使用下一代最好的超级计算设施。最后，还重点讨论了这一新的研究途径对我们认识宇宙物理学的影响。讲习班分为三个部分，（大致）对应于三个主要研究领域：再电离和星系间介质;星系中的暗物质和发光物质;星系团和大尺度结构。本文将提供i）研讨会科学成果的简短简历ii）演讲的完整列表以及如何检索相关（powerpoint）演示文稿的.pdf的说明iii）相关展览“空间艺术”的简要介绍
2008-12-01 astro-ph gr-qc physics.soc-ph
